Os gases, a poeira e as estrelas da Nebulosa do Pelicano

A Nebulosa do Pelicano, cuja designação oficial é IC 5070, tem sido lentamente transformada por diversos processos.

© Roberto Colombari (Nebulosa do Pelicano)

A nebulosa IC 5070 está dividida a partir da grande Nebulosa da América do Norte por uma nuvem molecular repleta de poeira cósmica enegrecida. Entretanto, a Nebulosa do Pelicano é muito estudada porque se trata de uma mistura particularmente ativa de formação estelar e nuvens de gás em evolução.

A imagem em destaque foi produzida em três cores especificas a partir da radiação emitida pelos elementos: enxofre, hidrogênio e oxigênio, os quais nos ajudam a melhor compreender as interações que ocorrem em sua estrutura.

A radiação emanada pelas estrelas jovens e energéticas está transformando lentamente, esquentando o frio gás interestelar, avançando a fronteira entre ambos, conhecida como frente de ionização, visível em laranja brilhante à direita da imagem.

Especificamente, densos tentáculos de gás frio ainda persistem. Milhões de anos a partir de agora, esta nebulosa não será conhecida como o Pelicano, uma vez que o balanço e o posicionamento das estrelas e do gás certamente produzirão algo que parecerá completamente diferente.

Fonte: NASA

Descoberto o objeto mais distante do Sistema Solar?

Astrônomos registraram o objeto mais distante já visto no Sistema Solar: um mundo frígido que atualmente localiza-se a 103 UA (Unidades Astronômicas) do Sol, ou seja, 103 vezes a distância da Terra ao Sol. Ele quebrou o antigo recorde do planeta anão Eris, que está a uma distância de 97 UA.

© NASA/ESA/G. Bacon/STScI (ilustração do astro além do Cinturão de Kuiper)

Scott Sheppard, um astrônomo no Carnigie Institution for Science em Washington, DC, reportou a descoberta do objeto no dia 10 de Novembro de 2015 durante o Congresso da Divisão para Ciências Planetárias da Sociedade Astronômica Americana, que aconteceu em National Harbor, Maryland.

O objeto localiza-se além da borda do Cinturão de Kuiper (lar de Eris e Plutão), e nas margens internas da próxima parte do Sistema Solar, a Nuvem de Oort. Sua extrema posição, sugere que o corpo poderia ter uma grande significância científica. Objetos nesse reino primordial viajam por órbitas que permanecem sem serem perturbadas por bilhões de anos.

Porém, os astrônomos não rastrearam o objeto por tempo suficiente ainda para conhecer sua órbita completa, e existe uma chance que ele possa chegar mais perto do Sol do que sua atual distância de 103 UA. Isso seria menos interessante para os astrônomos.

“Não tem razão para ficarmos totalmente animados ainda”, disse Michael Brown, um cientista planetário no Instituto de Tecnologia da Califórnia, em Pasadena.

Mesmo assim, a descoberta dá uma rara pista sobre as margens do Sistema Solar. Somente dois mundos são conhecidos na parte interna da Nuvem de Oort: um objeto chamado de Sedna, descoberto por Brown e seus colegas, e outro conhecido como 2012 VP113, popularmente chamado de Biden e identificado por Sheppard e Chadwick Trujilo, do observatório Gemini, no Havaí.

Sedna nunca chegou mais perto do Sol do que 76 UA, já o 2012 VP113 teve sua maior aproximação do Sol a 80 UA. Se as 103 UA for o mais perto do Sol que o novo objeto pode chegar, ele se juntará aos outros dois objetos como sendo residente da fascinante região interna da Nuvem de Oort. Mas, se o objeto se mover para mais perto do Sol, cruzando o Cinturão de Kuiper a cerca de 50 UA, ele se juntará a muitos outros objetos mais mundanos do Cinturão de Kuiper, cujas órbitas são particularmente esticadas devido à influência gravitacional de Netuno.

“Corpos na região interna da Nuvem de Oort, são mais intrigantes do que aqueles localizados no Cinturão de Kuiper pois eles estão muito longe de Netuno, e assim o planeta gigante gasoso não tem influência sobre eles,” disse Sheppard. Devido a não sofrer perturbações, suas órbitas provavelmente refletem as condições primordiais do Sistema Solar, que se formou a mais de 4,5 bilhões de anos atrás, fazendo deles alvos tentadores para os astrônomos.

Sheppard e Trujilo descobriram o objeto usando o telescópio Subaru no topo do Mauna Kea no Havaí. O corpo tem provavelmente cerca de 800 quilômetros de diâmetro. Os pesquisadores planejam observar o objeto novamente usando o telescópio Magellan no Chile, e então em um ano, calcular sua órbita completa e descobrir se ele é mesmo um morador da Nuvem de Oort interna.

Fonte: Nature

Descobertos ventos de 8.600 km/h em um exoplaneta

Uma nova pesquisa descobriu ventos de mais de 2 km/s num planeta para além do Sistema Solar.

© U. de Warwick/Mark A. Garlick (ilustração de exoplaneta passando em frente da sua estrela)

É a primeira medição de um sistema meteorológico num exoplaneta. A velocidade registada é 20 vezes superior à mais alta velocidade do vento registada aqui na Terra e equivalente a sete vezes a velocidade do som.

"Este é o primeiro mapa meteorológico de fora do nosso Sistema Solar. Apesar de já sabermos da existência de ventos em exoplanetas, nunca tínhamos sido capazes de medir e mapear diretamente um sistema climático," disse o pesquisador principal Tom Louden, do grupo de Astrofísica da Universidade de Warwick.

Descoberto no exoplaneta HD 189733b, os pesquisadores de Warwick mediram as velocidades nos dois lados de HD 189733b e encontraram um forte vento que soprava a mais de 8.600 km/h a partir do lado diurno para o lado noturno. A velocidade em HD 189733b foi medida usando espetroscopia de alta resolução da absorção do sódio na atmosfera. À medida que partes da atmosfera de HD 189733b se movem na nossa direção ou para longe da Terra, o efeito Doppler muda o comprimento de onda dessa característica, o que permite a medição da velocidade. Ao medir o desvio Doppler da absorção, é possível medir velocidades dos ventos. A região azulada da atmosfera move-se na direção da Terra a mais de 19.000 km/h, enquanto a região avermelhada move-se para longe da Terra a cerca de 8.000 km/h. Depois de corrigir a rotação esperada do exoplaneta, obtém-se um valor de 8.600 km/h para a velocidade do vento no lado azul, indicando um forte vento, desde o lado diurno para o lado noturno do exoplaneta.

"A superfície da estrela é mais brilhante no centro do que na extremidade, assim que à medida que o planeta passa em frente da estrela, a quantidade relativa de luz bloqueada por diferentes partes da atmosfera muda. Pela primeira vez, usamos esta informação para medir as velocidades nos lados opostos do planeta de forma independente, o que nos dá o nosso mapa de velocidade," explica Louden.

As técnicas usadas podem ajudar o estudo de planetas parecidos com a Terra. "Estamos tremendamente animados por ter encontrado uma forma de mapear sistemas meteorológicos em planetas distantes. À medida que desenvolvemos ainda mais esta técnica, seremos capazes de estudar os fluxos de vento ainda em mais detalhe e produzir mapas meteorológicos de planetas mais pequenos. Em última análise, esta técnica permitirá ver sistemas climáticos em planetas parecidos com a Terra," explica o Dr. Peter Wheatley, também da mesma universidade.

O HD 189733b é um dos exoplanetas mais estudados da classe conhecida como "Júpiteres Quentes". Mais de 10% maior que Júpiter, mas 180 vezes mais perto da sua estrela, o HD 189733b tem uma temperatura de 1200º C. O seu tamanho e a proximidade relativa ao nosso Sistema Solar tornam-no num alvo popular para os astrônomos. As pesquisas anteriores mostraram que o lado diurno do exoplaneta tem, para o olho humano, um tom de azul, provavelmente devido a nuvens de partículas ricas em silicatos na sua atmosfera.

Os dados foram recolhidos pelo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) em La Silla, no Chile.

O artigo científico foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Warwick

O sistema estelar complexo Delta Orionis

Órion é uma das constelações mais reconhecíveis do céu. Uma das características mais famosas do Caçador é a seu "cinturão", três estrelas brilhantes que formam uma linha, cada uma das quais pode ser vista sem telescópio.

© Chandra/M. Corcoran/Eckhard Slawik (sistema estelar Delta Orionis)

A estrela mais ocidental do cinturão de Órion é conhecida oficialmente como Delta Orionis, sendo observada há séculos por todo o mundo, também tem outros nomes em várias culturas, como Mintaka. Os astrônomos modernos sabem que Delta Orionis não é simplesmente uma única estrela, mas um sistema múltiplo complexo.

Delta Orionis é um pequeno grupo estelar com três componentes e cinco estrelas no total: Delta Ori A, Delta Ori B e Delta Ori C. Delta Ori B e Delta Ori C são estrelas individuais e libertam pequenas quantidades de raios X. Delta Ori A, por outro lado, tem uma forte emissão de raios X e é um sistema triplo.

Em Delta Ori A, duas estrelas pouco separadas orbitam-se uma à outra a cada 5,7 dias, enquanto a terceira orbita este par com um período de mais de 400 anos. A estrela mais massiva (a estrela primária) neste par estelar tem 25 vezes a massa do Sol, enquanto a mais leve (a estrela secundária), tem cerca de dez vezes a massa do Sol.

O alinhamento deste par de estrelas, a partir do ponto de vista da Terra, permite com que uma estrela passe em frente da outra durante cada órbita. Esta classe especial de sistema estelar é conhecida como "binária eclipsante" e fornece uma maneira direta de medir a massa e o tamanho das estrelas.

As estrelas massivas, embora relativamente raras, podem ter um profundo impacto sobre as galáxias que habitam. Estas estrelas gigantes são tão brilhantes que a sua radiação sopra ventos de material estelar, afetando as propriedades químicas e físicas do gás nas suas galáxias hospedeiras. Estes ventos estelares também ajudam a determinar o destino das próprias estrelas, que eventualmente explodem como supernovas e deixam para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Ao observar este binário eclipsante de Delta Orionis A (denominado Delta Ori Aa) com o observatório de raios X Chandra da NASA durante o equivalente a seis dias, uma equipe de pesquisadores recolheu informações importantes sobre as estrelas massivas e como os seus ventos desempenham um papel na sua evolução e afetam os arredores. A imagem do Chandra pode ser vista na inserção da imagem ótica da constelação de Órion obtida por um telescópio terrestre.

Dado que Delta Ori Aa é o mais próximo e massivo binário eclipsante, pode ser usado para descodificar a relação entre as propriedades estelares derivadas dos observatórios ópticos e as propriedades do vento estelar, que são reveladas pela emissão de raios X.

A estrela companheira de menor massa em Delta Ori Aa tem um vento estelar muito fraco e é muito tênue em raios X. O Chandra é utilizado para observar como a estrela companheira bloqueia várias partes do vento da estrela mais massiva. Isto permite com que os cientistas observem o que acontece ao gás que emite raios X ao redor da estrela primária, ajudando a responder à pergunta de longa data: de onde, no vento estelar, é formado o gás que emite raios X? Os dados mostram que a maioria da emissão de raios X vem do vento da estrela gigante, e é provavelmente produzido por choques resultantes de colisões entre aglomerados velozes de gás embebidos no vento estelar.

Os pesquisadores também descobriram que a emissão de raios X de certos átomos no vento de Delta Ori Aa muda à medida que as estrelas no binário se movimentam. Isto pode ser provocado por colisões entre os ventos das duas estrelas, ou por uma colisão do vento da estrela primária com a superfície da estrela secundária. Esta interação, por sua vez, impede algum do vento da estrela mais brilhante.

Os dados ópticos paralelos pelo MOST (Microvariability and Oscillation of Stars Telescope) da Agência Espacial Canadense revelaram evidências de oscilações da estrela primária produzida por interações gravitacionais entre a primária e a estrela companheira à medida que viajam nas suas órbitas. As medições das mudanças de brilho no visível, além de uma análise detalhada dos espectros ópticos e ultravioletas, foram usadas para refinar os parâmetros das duas estrelas. Os pesquisadores foram também capazes de resolver algumas inconsistências anteriores entre os parâmetros estelares e os modelos de como as estrelas evoluem com o tempo.

Estes resultados foram publicados em quatro artigos coordenados da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Marshall Space Flight Center

O nascimento das primeiras galáxias gigantes

O telescópio de rastreio VISTA do ESO encontrou uma horda de galáxias massivas anteriormente ocultas por poeira, que existiram quando o Universo era muito jovem.

© ESO/UltraVISTA (galáxias massivas no Universo primordial)

As galáxias massivas recentemente descobertas estão assinaladas com círculos vermelhos nesta imagem do campo UltraVISTA.

Ao estudar uma grande quantidade deste tipo de galáxias, os astrônomos descobriram, exatamente e pela primeira vez, quando é que tais monstros apareceram pela primeira vez no Universo.

O simples fato de contar o número de galáxias que existem em determinada área do céu permite aos astrônomos testar teorias de formação e evolução galática. No entanto, uma tarefa aparentemente tão fácil torna-se mais difícil quando tentamos contar galáxias cada vez mais distantes e tênues e é mais complicada ainda devido ao fato das galáxias mais brilhantes e fáceis de observar, as mais massivas no Universo, se tornarem mais raras à medida que o passado do Universo é observado, enquanto que as galáxias menos brilhantes, mas muito mais numerosas, são ainda mais difíceis de detectar.
Uma equipe de astrônomos liderada por Karina Caputi do Instituto Astronômico Kapteyn da Universidade de Groningen, na Holanda, descobriu muitas galáxias distantes que não tinham sido detectadas anteriormente. A equipe utilizou imagens do rastreio UltraVISTA, um dos seis projetos que usam o VISTA para mapear o céu no infravermelho próximo, e fez um censo das galáxias tênues quando a idade do Universo estava compreendida entre 0,75 e 2,1 bilhões de anos.
Desde dezembro de 2009 que o rastreio UltraVISTA tem feito imagens da mesma região do céu, com um tamanho de quase quatro vezes a Lua Cheia. Esta é a maior área no céu da qual se fez imagens no infravermelho com esta profundidade até hoje. A equipe combinou as observações UltraVISTA com observações do telescópio espacial Spitzer da NASA, o qual investiga o cosmos a comprimentos de onda ainda maiores, na região do infravermelho médio.  O telescópio VISTA do ESO observou no infravermelho próximo, no intervalo de comprimentos de onda entre 0,88 e 2,15 μm, enquanto o Spitzer observou entre 3,6 e 4,5 μm, no infravermelho médio.
“Descobrimos 574 novas galáxias massivas, a maior amostra jamais reunida deste tipo de galáxias,  anteriormente ocultas, no Universo primordial,” explica Karina Caputi. “Estudá-las irá nos permitir responder a uma questão simples mas importante: quando é que apareceram as primeiras galáxias massivas?”
A obtenção de imagens do cosmos no infravermelho próximo deu aos astrônomos a possibilidade de observar objetos que estão simultaneamente obscurecidos por poeira e se encontram extremamente distantes, criados quando o Universo era muito jovem. A expansão do espaço nos diz que quanto mais distante estiver uma galáxia, mais depressa parecerá afastar-se de um observador situado na Terra. Este estiramento faz com que a radiação emitida por estes objetos distantes se desloque para as regiões mais vermelhas do espectro, o que significa que necessitamos de observar no infravermelho próximo e médio para captar esta radiação.
A equipe descobriu um enorme aumento nos números destas galáxias num espaço de tempo muito curto. Uma grande fração das galáxias massivas que vemos atualmente no Universo próximo já tinham sido formadas apenas 3 bilhões de anos após o Big Bang. Neste contexto, as galáxias massivas têm massas com mais de 50 bilhões de vezes  da massa solar. A massa total das estrelas na Via Láctea encontra-se também próxima deste número.
“Não encontramos evidências destas galáxias massivas mais cedo do que cerca de um bilhão de anos após o Big Bang, por isso estamos confiantes que esta é a época em que as primeiras galáxias massivas se formaram,” conclui Henry Joy McCracken, co-autor do artigo científico que descreve estes resultados. A equipe não descobriu nenhuma evidência de galáxias massivas com desvio para o vermelho superior a 6 (z>6), um valor equivalente a tempos menores que 900 milhões de anos após o Big Bang.
Adicionalmente, os astrônomos descobriram que existem mais galáxias massivas do que o que se pensava anteriormente. As galáxias que estavam anteriormente escondidas pela poeira são cerca de metade do número total das galáxias massivas presentes no Universo quando este tinha entre 1,1 e 1,5 bilhões de anos. Isto corresponde a desvios para o vermelho entre z=5 e z=4. Estes novos resultados contradizem, no entanto, os atuais modelos que explicam como é que as galáxias evoluíram no Universo primordial, os quais não preveem a existência de galáxias grandes tão cedo no Universo.
Para complicar ainda mais as coisas, se as galáxias massivas forem mais empoeiradas no Universo primordial do que o esperado, então nem o UltraVISTA as conseguirá detectar. Neste caso, a teoria atual que explica como é que as galáxias se formaram no Universo primordial teria que ser completamente revista.
O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) irá também procurar estas galáxias empoeiradas, que podem fazer alterar as regras do “jogo”. Se forem encontradas, serão também objetos a serem observados pelo telescópio de 39 metros do ESO, o European Extremely Large Telescope (E-ELT), que possibilitará a obtenção de observações detalhadas de algumas das primeiras galáxias do Universo.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Spitzer Bright, UltraVISTA Faint Sources in COSMOS: The Contribution to the Overall Population of Massive Galaxies at z = 3-7”, de K. Caputi et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Encontrado ciclos de raios gama em galáxia ativa

Astrônomos usando os dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA detectaram pistas de mudanças periódicas no brilho de uma galáxia ativa, cujas emissões são abastecidas por um buraco negro gigante.

© Goddard Space Flight Center/CI Lab (ciclo de raios gama do blazar PG 1553+113)

Se confirmada, a descoberta marcaria a primeira emissão cíclica de raios gama com anos de duração, já detectada de qualquer galáxia, o que forneceria novas ideias sobre os processos físicos que ocorrem nas proximidades de um buraco negro.

“Observando muitos anos de dados obtidos pelo Large Area Telescope (LAT) do Fermi, nós identificamos indicações de uma variação com aproximadamente dois longos anos de raios gama emitidos pela galáxia conhecida como PG 1553+113”, disse Stefano Ciprini, que coordenou a equipe do Fermi no Centro de Dados Científicos (ASDC) da Agência Espacial Italiana, em Roma. “Este sinal é sutil, e dura menos do que 4 ciclos; assim, do mesmo modo que é algo espetacular de se ver é algo que precisa de mais observações”.

Buracos negros supermassivos com uma massa de milhões de vezes a massa do Sol, localizam-se no núcleo da maioria das galáxias, incluindo a nossa Via Láctea. Em cerca de 1% dessas galáxias, o buraco negro monstruoso, irradia energia equivalente à bilhões de vezes a energia do Sol, emissões que podem variar em escala de tempo de minutos a anos. Portanto, estas galáxias são consideradas ativas.

Mais da metade das fontes de raios gama observadas pelo LAT do Fermi, são galáxias ativas, chamadas de blazars, como a PG 1553+113. À medida que a matéria cai em direção ao seu buraco negro supermassivo, algumas partículas subatômicas escapam numa velocidade próxima à velocidade da luz em um par de jatos apontados em direções opostas. O que faz um blazar tão brilhante é que um desses jatos de partículas podem estar diretamente apontados para nós.

“Em essência, nós estamos olhando diretamente para dentro do jato; logo, como o seu brilho varia se torna a nossa principal ferramenta para entender a estrutura do jato e o ambiente próximo do buraco negro”, disse Sara Cutini, uma astrofísica no ASDC.

Motivados pela possibilidade de mudanças regulares nos raios gama, os pesquisadores examinaram uma década de dados em múltiplos comprimentos de onda. Isso inclui observações ópticas de longo prazo do Observatório Tuorla na Finlândia, no Observatório Lick, na Califórnia, e Catalina Sky Survey, perto de Tucson, no Arizona, além de dados ópticos e de raios X da nave Swift, da NASA. A equipe também estudou observações feitas pelo Rádio Observatório de Owens Valley, perto de Bishop, na Califórnia, que tem observado a PG 1553+113 a cada poucas semanas, desde de 2008, como parte de um programa de monitoramento de blazars que suporta a missão Fermi.

“As variações cíclicas na luz visível e nas ondas de rádio são similares às que nós vimos nos raios gama de alta energia do Fermi”, disse Stefan Larsson, um pesquisador no Instituto Real de Tecnologia em Estocolmo, colaborador da equipe do ASDC. “O padrão sendo muito consistente através de uma grande variedade de comprimentos de onda é uma indicação que a periodicidade é real e não apenas uma flutuação nos dados de raios gama”. Se o ciclo de raios gama da PG 1553+113 for de fato real, os pesquisadores fizeram a previsão que podem registrar um pico novamente em 2017 e 2019, bem dentro do tempo de vida operacional do Fermi.

Os cientistas identificaram alguns cenários que poderiam gerar emissões periódicas, incluindo diferentes mecanismos que poderiam produzir uma variação de duração de anos no jato de partículas de alta energia, emanando do buraco negro. O cenário mais animador envolve a presença de um segundo buraco negro próximo, em órbita, e produzindo o jato que nós observamos. A força gravitacional do buraco negro vizinho iria periodicamente inclinar a parte interna desse disco de acreção do buraco negro companheiro, onde o gás colapsando em direção ao buraco negro se acumula e se aquece. O resultado seria uma vagarosa oscilação do jato, algo parecido com o que acontece com um irrigador de jardim, que poderia produzir mudanças cíclicas nos raios gama, que nós observamos.

A PG 1553+113, localiza-se na direção da constelação da Serpente, e sua luz leva cerca de 5 bilhões de anos para alcançar a Terra.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberto pulsar de raios gama fora da Via Láctea

Uma equipe de cientistas utilizou dados obtidos com o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA para descobrir o primeiro pulsar de raios gama fora da nossa galáxia. Trata-se mesmo do pulsar mais luminoso conhecido nesta região do espectro electromagnético.

© NASA/Goddard Space Flight Center/ESO/R. Fosbury (pulsares detectados pelo Fermi)

O pulsar agora descoberto faz parte da Grande Nuvem de Magalhães (GNM), a maior galáxia satélite da Via Láctea, a uma distância de 163 mil anos-luz. Mais especificamente, na GNM, os pulsares situam-se na periferia de uma gigantesca maternidade de estrelas, com mais de mil anos-luz de extensão, denominada de Nebulosa da Tarântula. Sabia-se que a nebulosa era uma fonte intensa de raios gama, que era atribuída à existência de inúmeros remanescentes de supernovas na região. O novo estudo explica com mais detalhe a proveniência dessa radiação gama e de forma absolutamente surpreendente. “É agora evidente que um único pulsar, o PSR J0540–6919, é responsável por aproximadamente metade da radiação gama que originalmente pensavamos ser proveniente da nebulosa. Foi uma surpresa total,” disse Pierrick Martin, um dos cientistas da equipe.

As estrelas muito maciças e luminosas, muito comuns na região da Nebulosa da Tarântula, terminam a sua vida com uma explosão titânica , uma supernova. Por vezes, nestas explosões, o núcleo da estrela sobrevive sob a forma de uma estrela de nêutrons. Como o próprio nome indica, estes objetos exóticos são constituídos principalmente por nêutrons, mas junto à superfície existem também partículas carregadas eletricamente como prótons, elétrons e íons atômicos. Um exemplar típico tem 1,4 massas solares, compactadas numa esfera de 20 km de diâmetro, resultando numa densidade enorme , ou seja, 1 centímetro cúbico de material pesa tanto como toda a humanidade! Quando se formam, a sua velocidade de rotação é enorme, com cerca de 300 rotações por segundo, gerando um campo magnético 1 trilhão de vezes mais intenso do que o da Terra.

As estrelas de nêutrons têm regiões na sua vizinhança ou mesmo na superfície, provavelmente junto aos polos magnéticos, que são focos intensos de radiação emitida em vários comprimentos de onda do espectro electromagnético, incluindo raios gama. Em algumas delas, durante a rotação, esta região emissora fica ocasionalmente alinhada com a nossa linha de visão, dando origem a pulsos periódicos de radiação. Por essa razão, estas estrelas de nêutrons são designadas mais especificamente por pulsares. A periodicidade destes pulsos é incrivelmente precisa, rivalizando mesmo com os melhores relógios atômicos.

Sabia-se também da existência de 2 pulsares na Nebulosa da Tarântula, designados por PSR J0540–6919 (J0540) e PSR J0537−6910 (J0537); foram descobertos pelos observatórios Einstein e Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), durante as décadas de 80 e 90. O J0540 gira com uma frequência ligeiramente inferior a 20 vezes por segundo; o J0537 gira cerca de 62 vezes por segundo, o período de rotação mais curto conhecido para um pulsar jovem.

Apesar de o Fermi conseguir detectar ambos, os astrônomos não tinham ainda detectado os pulsos do J0540 e do J0537 em raios gama. Martin e os colegas conseguiram fazê-lo, finalmente, para o J0540, combinando mais de 6 anos de observações realizadas com o Large Area Telescope (LAT) do Fermi, com dados obtidos com o RTXE até 2011. "Esta campanha começou com a busca de um pulsar criado pela SN 1987A, a supernova mais próxima vista desde a invenção do telescópio," disse o co-autor Francis Marshall, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland. Os pulsos do J0537 não foram ainda detectados mas o estudo permite deduzir limites superiores para a sua intensidade.

“Os pulsos em raios gama do J0540 têm 20 vezes a intensidade do anterior recordista, o pulsar no centro da famosa Nebulosa do Caranguejo, apesar dos dois pulsares terem emissões semelhantes no rádio, visível e nos raios X,” descreve Lucas Guillemot, co-autor da equipe.

Pulsares como o J0540, com uma idade estimada de 1.700 anos, quase o dobro da idade do pulsar da Nebulosa do Caranguejo, são raros; a maioria dos 2.500 pulsares conhecidos tem idades entre 10 mil e vários milhões de anos. O J0537 é ainda mais jovem. De fato, o seu período é tão curto que torna a detecção dos pulsos de raios gama, se existirem, muito complicada. Tal como o pulsar da Nebulosa do Caranguejo, o J0537, apesar de mais jovem tem uma luminosidade em raios gama inferior à do J0540. Os astrônomos ainda não sabem explicar a anormal luminosidade do J0540.

Antes do lançamento do telescópio espacial Fermi, em 2008, apenas sete pulsares de raios gama eram conhecidos. Até hoje, a missão encontrou mais de 160!

O artigo descrevendo esta descoberta foi publicado na revista Science.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A existência de criovulcões em Plutão?

Cientistas da missão New Horizons anunciaram esta semana a descoberta do que poderão ser os primeiros exemplos de criovulcões na superfície de Plutão.

© NASA/JHUAPL/SwRI (Wright Mons em Plutão)

Os criovulcões são vulcões de gelo que podem ter estado ativos no passado geológico recente.

As duas estruturas, conhecidas informalmente por Wright Mons e Piccard Mons, foram identificadas na região ao sul de Sputnik Planum, nos terrenos adjacentes a Norgay Montes, e possuem características morfológicas semelhantes às dos vulcões observados na Terra e em Marte.

Wright Mons tem 160 km de diâmetro e uma altitude aproximada de 4 km, e exibe no seu centro o que parece ser uma grande caldeira com 56 km de diâmetro. Piccard Mons eleva-se a 5,5 km da superfície e ocupa uma área aproximada de 44 mil km².

“Se são vulcânicas, então a depressão no cume provavelmente formou-se via colapso à medida que o material entrava em erupção a partir de baixo. As texturas acidentadas dos flancos das montanhas podem representar fluxos vulcânicos de algum tipo que viajaram até às planícies mais abaixo, mas ainda não sabemos a sua composição,” explica Oliver White, pesquisador de pós-doutorado da New Horizons no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Moffett Field, Califórnia.

Embora sejam parecidos com os vulcões que aqui na Terra expelem rocha derretida, os vulcões de gelo em Plutão parecem emitir uma mistura mais ou menos derretida de substâncias como água gelada, nitrogênio, amônia ou metano. Se Plutão tiver mesmo vulcões, fornecerá uma nova e importante pista no que toca à sua evolução geológica e atmosférica.

"Afinal, nunca se viu nada como isto no Sistema Solar exterior e profundo," afirma Jeffrey Moore, líder da equipe GGI (Geology, Geophysics and Imaging) da New Horizons, também do Centro de Pesquisa Ames.

A equipe científica da New Horizons debateu nesta semana esta descoberta, entre outras, acerca de Plutão, na 47ª Reunião Anual da Divisão de Ciências Planetárias da Sociedade Astronômica Americana em National Harbor, Maryland, EUA.

O próximo alvo potencial da New Horizons será um astro do KBO (Kuiper Belt Object) denominado 2014 MU69, com 40 a 50 km de largura, que poderá fornecer o primeiro olhar detalhado de um antigo e pristino bloco de construção do Sistema Solar.

Fonte: NASA

Os girinos cósmicos da IC 410

A vista telescópica abaixo mostra a esmaecida nebulosa de emissão IC 410.

© Steven Coates (nebulosa de emissão IC 410)

A imagem também destaca dois habitantes notáveis da lagoa cósmica de gás e poeira, abaixo e à direita do centro da imagem, os “girinos cósmicos” da IC 410.

Parcialmente obscurecida pela poeira cósmica em primeiro plano, a própria nebulosa rodeia o NGC 1893, um jovem aglomerado galáctico de estrelas.

Formadas dentro da nuvem interestelar há uns meros 4 milhões de anos, as intensamente quentes e brilhantes estrelas do aglomerado energizam o gás brilhante. Composta de poeira e gás mais denso e gelado, os “girinos cósmicos” têm cerca de 10 anos-luz de comprimento e são regiões prováveis de formação de estrelas em andamento. Esculpida pelos ventos e pela radiação emanados das estrelas do aglomerado, suas “cabeças” são delineadas por cristas brilhantes de gás ionizado, enquanto suas “caudas” se estendem para longe da região central do aglomerado.

A nebulosa IC 410 está localizada a cerca de 10.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação Auriga que é repleta de nebulosas.

Fonte: NASA

Exoplaneta rochoso com atmosfera é detectado próximo do Sistema Solar

Uma equipe internacional, da qual faz parte o pesquisador do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Nuno Cardoso Santos, anunciou a descoberta do exoplaneta GJ 1132b, que parece ser semelhante a Vênus, a apenas 39,14 anos-luz de distância.

© CfA/Dana Berry (ilustração do exoplaneta e sua estrela anã vermelha)

O planeta GJ 1132b recebe 19 vezes mais radiação da sua estrela do que a Terra recebe do Sol, mas a estrela GJ 1132 é uma anã vermelha (também designadas anãs M), com 20% do tamanho do Sol, e por isso calcula-se que a temperatura do planeta estará apenas entre 135ºC e 305ºC. Esta temperatura é muito mais baixa do que a de qualquer outro exoplaneta rochoso conhecido.

Apesar da temperatura ser demasiado elevada para que exista água líquida neste “exoVênus”, permite ainda a presença de uma atmosfera. Devido à sua proximidade, se existir uma atmosfera, será possível para telescópios atuais e da próxima geração (como o telescópio espacial James Webb, ou o E-ELT do ESO), observarem e caracterizarem a atmosfera deste planeta.

Desta forma será possível saber a influência que as forças de maré e a intensa atividade estelar das anãs vermelhas têm sobre a evolução de atmosferas do tipo terrestre, algo que terá impacto a longo prazo na procura de vida em planetas que orbitam este tipo de estrelas.

O GJ 1132b foi descoberto através do método dos trânsitos, com observações do observatório MEarth-South. O método dos trânsitos consiste na medição da diminuição da luz de uma estrela, provocada pela passagem de um exoplaneta à frente dessa estrela, algo semelhante a um micro-eclipse. Através de um trânsito é possível determinar apenas o diâmetro do planeta. Este método é complicado de usar, porque exige que o exoplaneta e a estrela estejam exatamente alinhados com a linha de visão do observador. Desta forma a equipe determinou o diâmetro do planeta, que mais tarde foi confirmado com observações do TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) e do PISCO (Parallel Imager for Southern Cosmology Observations).

Para determinar a massa do planeta, que em conjunto com o diâmetro permite calcular a densidade e com isso determinar a sua composição rochosa, a equipe aplicou o método das velocidades radiais nas observações efetuadas com o espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) do ESO. O método das velocidades radiais detecta exoplanetas medindo pequenas variações na velocidade radial da estrela, devidas ao movimento que a órbita desses planetas imprime na estrela. A título de exemplo, a variação de velocidade que o movimento da Terra imprime ao Sol é de apenas 10 cm/s (cerca de 0,36 km/h). Com este método é possível determinar o valor mínimo da massa do planeta. No entanto, em conjunto com o método dos trânsitos, é possível determinar a massa real.

“Esta descoberta mostra a importância de ter a capacidade para complementar observações de trânsitos com medidas de velocidades radiais, uma complementaridade que será fundamental para o sucesso de missões futuras como o PLATO 2.0, da ESA,” disse Nuno Santos, do IA e da Universidade do Porto.

Todas estas observações permitiram determinar que o planeta tem 1,6 vezes a massa e 1,2 vezes o diâmetro da Terra, e orbita a sua estrela em apenas 1,6 dias, a uma distância de 2,25 milhões de quilômetros; por comparação, Mercúrio orbita o Sol a cerca de 55 milhões de quilômetros.

Dada a sua proximidade, “Este planeta será um alvo favorito dos astrônomos durante anos”, acrescenta o primeiro autor do artigo, Zachory Berta-Thompson do Massachusetts Institute of Technology (MIT).

A descoberta foi relatada no artigo “A rocky planet transiting a nearby low-mass star” na revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Descoberta a morte misteriosa de radiogaláxia gigante

Uma equipe de astrônomos do National Centre for Radio Astrophysics (NCRA), usando o Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), descobriram uma galáxia extremamente rara de tamanho gigantesco. Este estudo possibilita a previsão de como será o futuro distante do Sistema Solar.

© Prathamesh Tamhane/Yogesh Wadadekar (radiogaláxia com lóbulos de rádio)

Esta é uma imagem óptica da radiogaláxia com lóbulos de rádio (em amarelo-vermelho) supimposed. O buraco negro supermassivo da galáxia vermelho no centro levou à formação dos lóbulos de rádio gigantes.

Esta radiogaláxia gigantesca, localizada a cerca de 9 bilhões de anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Cetus, emite poderosas ondas de rádio que têm uma extensão de 4 milhões de anos-luz.

Como galáxias com um tamanho óptico de centenas de milhares de anos-luz, produzem emissões de rádio, com alguns milhões de anos-luz de extensão? É dito que a presença de um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia cria jatos de plasma quente de grande escala em direções diametralmente opostas, que eventualmente dão origem a grande lóbulos de onda de rádio. Enquanto que radiogaláxias com tamanho menor que um milhão de anos-luz são bem comuns, radiogaláxias gigantes são extremamente raras, ainda mais em grandes distâncias cósmicas onde somente poucas têm sido descobertas. Esta radiogaláxia recém-descoberta, conhecida cientificamente pelo nome J021659-044920, é o mais novo membro desse grupo de elite.

Sob algumas condições especiais, o buraco negro central pode parar de produzir jatos de ondas de rádio, e então os lóbulos brilhantes em rádio podem se apagar, dentro de poucos milhões de anos, devido à falta de reposição. O que faz a J021659-044920 especial é que ela tem sido registrada na sua fase de morte, onde o jatos de rádio parecem terem sido desligados e os lóbulos estão começando a se apagar. O apagamento dos lóbulos é causado pela perda de energia de duas maneiras: primeira, pela emissão das ondas de rádio que se mostram como gigantescos lóbulos de rádio e, segunda, pela transferência de energia para os fótons da radiação de micro-ondas cósmica de fundo através de um processo conhecido como Espalhamento Comptom Inverso.

Este último mecanismo levou a uma fraca emissão de raios X, que é vista sendo emanada dos lóbulos de rádio dessa galáxia. Esses objetos de rádio morrendo são estudados da melhor forma usando um radiotelescópio de baixa frequência como o GMRT. O GMRT, o maior radiotelescópio do mundo operando nas baixas frequências de rádio é um conjunto de 30 antenas com 45 metros de diâmetro, espalhadas por uma região de mais de 30 quilômetros ao redor de Kodad, perto da cidade de Narayangaon, na parte oeste da Índia. O GMRT foi construído e é operado pelo National Centre for Radio Astrophysics, do Tata Institute of Fundamental Research.

Para suas análises, a equipe combinou as observações feitas pelo GMRT com observações prévias feitas com uma pequena frota de telescópios terrestres e espaciais de todas as partes do mundo, como o XMM-Newton Space Telescope em raios X, o telescópio japonês Subaru na luz óptica, o telescópio infravermelho do Reino Unido no infravermelho próximo, o telescópio espacial Spitzer da NASA no infravermelho médio, e o Jansky Very Large Array dos EUA nas faixas de ondas de rádio de alta frequência. Usando os dados de múltiplos observatórios de forma integrada, foi possível varrer todo o espectro eletromagnético, proporcionando uma análise compreensiva e incrivelmente detalhada das condições físicas ao redor da galáxia. As propriedades do campo magnético na região entre as galáxias no Universo distante podem ser entendidas com essas observações.

Prathamesh Tamhane, um estudante do Indian Institute of Science Education and Research, e seus colegas publicaram suas descobertas no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: National Centre for Radio Astrophysics

O halo resplandecente de uma estrela zumbi

Os restos de uma interação fatal entre uma estrela morta e um asteroide foram estudados pela primeira vez em detalhes por astrônomos que utilizou o Very Large Telescope (VLT) situado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile.

© U. Warwick/Mark Garlick (ilustração do disco de material resplandescente em torno de anã branca)

Este estudo ajuda-nos a prever como será o futuro distante do Sistema Solar.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Christopher Manser, um estudante de doutorado da Universidade de Warwick no Reino Unido, utilizou dados do VLT e outros observatórios para estudar os restos destruídos de um asteroide em torno de uma estrela morta, uma anã branca chamada SDSS J122859.93+104032.9, ou simplesmente SDSS J1228+1040.
Usando vários instrumentos, incluindo o Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) e o X-shooter, ambos montados no VLT, a equipe obteve observações detalhadas da radiação emitida pela anã branca e pelo material que a rodeia durante um período de 12 anos, entre 2003 e 2015. Foram necessárias observações de longa duração para estudar o sistema sob vários aspectos. Foi identificada a assinatura espectral inconfundível em forma de tridente do cálcio ionizado, o chamado tripleto de cálcio (Ca II). A diferença entre os comprimentos de onda observados e os conhecidos destas três linhas permite determinar a velocidade do gás com elevada precisão.
“A imagem que criamos a partir dos dados processados mostra-nos que estes sistemas são claramente do tipo de discos e revela muitas estruturas que não poderiam ter sido detectadas com uma única observação,” explica o autor principal do trabalho Christopher Manser.
A equipe utilizou uma técnica chamada tomografia Doppler,  semelhante à tomografia médica que é utilizada para observar o corpo humano, a qual permitiu mapear em detalhe, e pela primeira vez, a estrutura gasosa resplandescente que resta da "refeição" da anã branca e que a orbita.
Enquanto as estrelas grandes, mais massivas do que dez vezes a massa do Sol, sofrem no final das suas vidas um clímax espetacularmente violento sob a forma de explosão de supernova, as estrelas menores não têm um fim tão dramático. Quando as estrelas como o Sol chegam ao final das suas vidas, consomem todo o seu combustível, expandem-se nas chamadas gigantes vermelhas e mais tarde expelem as suas camadas exteriores para o espaço. Os seus núcleos quentes e muito densos, uma anã branca, é tudo o que resta do objeto.
Mas poderão os planetas, asteroides e outros corpos do sistema sobreviver a tal provação? O que restará? As novas observações ajudam a responder a estas questões.
É raro as anãs brancas terem em órbita discos de material gasoso, até hoje foram encontradas apenas sete nestas condições. A equipe concluiu que um asteroide se aproximou perigosamente da estrela morta, tendo sido desfeito pelas enormes forças de maré a que foi sujeito, formando por isso o disco de matéria que vemos agora.

© U. Warwick/C. Manser (movimento do material em torno da anã branca SDSS J1228+1040)

Este gráfico obtido através da tomografia Doppler é um tipo incomum de imagem que mostra as velocidades do gás no disco que orbita a anã branca SDSS J1228+1040. Os círculos tracejados correspondem a material em órbitas circulares a duas distâncias diferentes da estrela. O gráfico parece “virado ao contrário” porque a matéria desloca-se mais rapidamente em órbitas mais interiores.

O disco que orbita a estrela formou-se de maneira semelhante aos fotogênicos anéis que vemos em torno de planetas próximo de nós, como Saturno. No entanto, apesar da SDSS J1228+1040 ter um diâmetro sete vezes menor que o de Saturno, tem uma massa 2.500 vezes superior. A equipe descobriu que a distância entre a anã branca e o seu disco é também muito diferente; Saturno e os seus anéis caberiam confortavelmente no espaço entre eles. Embora o disco em torno desta anã branca seja muito maior que o sistema de anéis de Saturno, é ainda assim minúsculo quando comparado com os discos de detritos situados em torno de estrelas jovens onde se formam planetas. O novo estudo de longa duração efetuado com o VLT permitiu à equipe observar a precessão do disco sob a influência do forte campo gravitacional da anã branca. A equipe descobriu ainda que o disco está ligeiramente torto e não se tornou ainda circular.
“Quando descobrimos este disco de detritos em órbita da anã branca em 2006, não podíamos imaginar os detalhes extraordinários que vemos agora nesta imagem, criada a partir de 12 anos de dados, valeu definitivamente a pena esperar,” acrescentou Boris Gänsicke, co-autor do estudo.
Restos como a SDSS J1228+1040 dão-nos pistas importantes para compreender o meio que se forma quando as estrelas chegam ao fim das suas vidas. Este fato ajuda os astrônomos a perceber melhor os processos que ocorrem em sistemas exoplanetários e até a prever o destino do Sistema Solar quando o Sol chegar ao fim dos seus dias daqui a cerca de sete bilhões de anos.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Doppler-imaging of the planetary debris disc at the white dwarf SDSS J122859.93+104032.9”, de C. Manser et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Observada a 1000ª explosão de raios gama detectada pelo satélite Swift

No dia 27 de outubro de 2015 às 22:40, o satélite Swift da NASA/ASI/UKSA detectou a sua 1000ª explosão de raios gama.

© ESO/GROND (explosão de raios gama GRB 151027B)

Este evento marcante foi subsequentemente observado e caracterizado pelos telescópios do ESO no Observatório La Silla Paranal, situado no norte do Chile, que revelaram que esta explosão de raios gama é um objeto particularmente interessante.

As explosões de raios gama ocorrem de forma aleatória em todo o Universo distante. Pensa-se que sejam causadas por uma explosão estelar extremamente energética e que anunciem o nascimento de um novo buraco negro.
O Swift dedica-se a procurar no céu estes misteriosos e fascinantes eventos. Agora, e após mais de dez anos de vigília constante, o satélite detectou a sua 1000ª explosão de raios gama. A GRB 151027B ocorreu a 27 de outubro de 2015, na direção da constelação do Erídano. O número indica a data da detecção e a letra “B” diz-nos que esta foi a segunda das duas explosões de raios gama detectadas nesse dia.
Os telescópios do ESO possuem uma longa tradição em fazer observações em seguida de eventos de explosões de raios gama, não tendo portanto falhado este importante marco. O instrumento Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector (GROND) montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla e o espectrógrafo X-shooter montado no Very Large Telescope (VLT) no Observatório do Paranal do ESO começaram as observações assim que a explosão de raios gama se tornou visível no Chile, cerca de 5 horas após a sua detecção.
Ao separar a tênue radiação que desvanece rapidamente emitida pela explosão de raios gama nas suas componentes de cor, o espectrógrafo X-shooter revela-se uma das ferramentas mais poderosas que existem para investigar a natureza deste fenômeno. Desde que o X-shooter existe, mais de metade das medições de distância de explosões de raios gama foram obtidas com este instrumento.
As observações do ESO revelaram que a explosão GRB 151027B ocorreu quando o Universo tinha apenas 1,5 bilhões de anos (10% da sua idade atual) e a sua luz viajou durante 12,3 bilhões de anos até chegar à Terra. Este resultado foi anunciado apenas 3 horas depois dos dados terem sido coletados e 8 horas depois da primeira detecção feita pelo Swift. Análises posteriores permitiram aos astrônomos determinar que a galáxia onde a GRB 151027B ocorreu tem uma abundância de elementos químicos pesados estranhamente elevada.
Estas intrigantes conclusões sobre a GRB 151027B demonstram bem o sucesso da parceria entre a missão Swift e os telescópios do ESO, que forneceram observações de seguimento cruciais para centenas de explosões de raios gama. Os instrumentos X-shooter e GROND têm observado de forma sistemática estes eventos elusivos a partir do deserto do Atacama desde 2009 e 2007, respectivamente, fornecendo pistas importantes sobre as explosões mais potentes que acontecem no Universo.

Fonte: ESO

Os primeiros passos de uma estrela bebê

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelou dois enormes jatos ondulados de gás denso com uma simetria quase perfeita que estão sendo lançados a partir de uma única fonte situada no centro desta imagem.

© ESO/A. Plunkett (os primeiros passos de uma estrela bebê)

A sua origem é uma estrela extremamente jovem, uma protoestrela que começa a sua longa jornada para se tornar uma estrela parecida com o Sol.
A estrela bebê, conhecida por CARMA-7, e os seus jatos situam-se a aproximadamente 1.400 anos-luz de distância da Terra no centro do aglomerado estelar Serpente do Sul. Este aglomerado denso, encontrado na constelação da Serpente, abriga pelo menos mais 30 protoestrelas que estão começando a brilhar como estrelas na proximidade umas das outras, dando aos astrônomos um laboratório perfeito onde estudar as interações entre as estrelas e o seu meio.
Os primeiros passos da vida de uma estrela ainda não são bem compreendidos, mas os astrônomos concluíram que estes jatos são causados por lançamentos periódicos de gás, ejetados a enormes velocidades da CARMA-7 para o meio que a rodeia. Estes lançamentos de gás são causados pelo material que cai na estrela vindo do disco que a orbita. À medida que os jatos se afastam da estrela bebê, o material colide com o meio interestelar fazendo com que o jato diminua de velocidade e se espalhe. No futuro, este material colapsará para formar mais uma geração de estrelas.

Fonte: ESO

A estrela AE Aurigae e a Nebulosa da Estrela Flamejante

Esta a estrela AE Aurigae em chamas? Não.

© Jesús Vargas/Maritxu Poyal (a estrela AE Aurigae e a Nebulosa da Estrela Flamejante)

Embora a estrela AE Aurigae seja nomeada de estrela flamejante, que a nebulosa circundante IC 405 seja chamada de Nebulosa da Estrela Flamejante, e que a região parece ter a cor do fogo, não há fogo algum. O fogo necessita da aquisição rápida de oxigênio molecular para combustão, e acontece apenas quando o oxigênio suficiente está presente juntamente com combustível e alguma energia suficiente para permitir a ignição. Contudo, não sendo imprescindível em ambientes altamente energéticos, com baixo teor de oxigênio que é encontrado no interior das estrelas. O material que se parece com fumaça é composto basicamente de hidrogênio interstelar, completado com filamentos enegrecidos de grãos de poeira cósmica ricos em carbono.  A estrela brilhante AE Aurigae, visível à direita próxima ao centro da nebulosa é tão quente que é azul, emitindo uma radiação tão energética que retira os elétrons do gás envolvente. Quando um próton recaptura um elétron, a luz é emitida através da nebulosa de emissão. Na imagem acima, a Nebulosa da Estrela Flamejante está localizada a cerca de 1.500 anos-luz de distância, se estende por cerca de 5 anos-luz, e é visível com um pequeno telescópio na direção da constelação do Cocheiro (Auriga).

Fonte: NASA